We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Ek probeer 'n MMSN bou, ek probeer al ongeveer ... 'n week om 'n intuïsie te kry oor die skaalfaktore vir die berekening van die massa van die skywe, ek is nie heeltemal seker hoe ek daaraan moet dink nie. Ek voel asof die konsep baie eenvoudig is, maar dat ek verkeerd daaraan dink. Kan iemand verduidelik waarvoor hierdie skaalfaktore presies rekenskap gee en hoe 'n mens dit sou bereken? Ek is nie op soek na 'n oplossing nie, maar ook na intuïsie oor hoe hierdie skaalfaktore gevind word.
My begrip is dat u 'n element kies, (Fe), en dit vergelyk met die sonvloed (beteken dit die oorvloed van Fe in die son? Van daar af sal ek na die oorvloed van Fe in die kern van die planeet kyk en vergelyk op een of ander manier om 'n soort skaalfaktor te kry. Van wat ek verstaan maak Fe 14% van die son se massa, so as ek weet kan ons sê dat neptunus 'n massa van 17m (aarde) het, hoe sou ek die skaalfaktor vind?
Dankie!
Probeer 'n intuïtiewe verduideliking doen:
Die son is gevorm uit 'n wolk van materie. 'N Klein hoeveelheid van die saak het rondom die son gebly en het 'n soortgelyke samestelling. Dit was die son newels.
Maar die samestelling van die planete is nou nie dieselfde as die son nie. Dit word verklaar deurdat sommige van die sake deur die son versamel is, en dat sommige daarvan uit die stelsel geblaas is.
Dit was net die ligte dinge! soos waterstof en helium. Die meeste yster en ander metale word vermoedelik in 'n baan gebly en die planete gevorm.
Aangesien die son verteenwoordigend is van die oorspronklike samestelling (ten minste gedeeltelik het sterfusie die waterstof / helium-verhouding skeefgetrek). As yster dus 0,14% van die son is, is dit ook die oorspronklike oorvloed in die newels. Al die yster in die planetêre liggame is dus 0,14% van die oorspronklike newemassa.
Daaruit kan u die oorspronklike massa bereken. Dit is 'n 'minimum', want van die yster kan ook ontsnap het.
Protoplanetêre newels
Die sonnestelsel het waarskynlik gevorm deur die ineenstorting van 'n 'molekulêre wolkkern', 'n koue, digte gedeelte van die interstellêre medium wat gas en stof bevat met 'n temperatuur van 10–20 K (sien hoofstuk 1.04). Ineenstorting kan spontaan plaasgevind het of ekstern veroorsaak kan word, byvoorbeeld deur 'n supernova (Cameron, 1996). Toe die wolkkern ineengestort het, het die grootste deel van die massa in die middel geval om 'n T Tauri ster, terwyl die oorblywende materiaal 'n draaibare skyf of protoplanetêre newel gevorm het. Sulke skyfvormige streke word duidelik gesien rondom jong sterre wat teen helderder agtergrondmateriaal in die Orion-newel afgebeeld is (O & # x27Dell en Wen, 1994).
Baie T Tauri-sterre gee onverwags groot hoeveelhede infrarooi straling af, wat afkomstig is van fyn stofkorrels wat om die ster wentel in 'n opties dik skyf (Lada et al., 2006). Hierdie stof is gewoonlik groter as stof in die interstellêre medium en toon tekens van termiese verwerking (Kessler-Silacci et al., 2006). Die fraksie van sterre met 'infrarooi oormaat' neem af met ouderdom. Min sterre ouer as 6 Myr het waarneembare hoeveelhede warm stof wat binne 0,1 AU (astronomiese eenhede) van die ster wentel (Haisch) et al., 2001). Koeler stof, wat op groter afstande wentel, verdwyn op dieselfde tydskaal as die warm stof (Andrews en Williams, 2005). Die spektra van baie T Tauri-sterre het ultraviolet en sigbare emissielyne wat veroorsaak word deur warm gas van die skyf wat op die ster se oppervlak uitloop. Die afleidingsyfers is 10 −6 –10 −9 sonmassas per jaar (Muzerolle et al., 2001 ).
Die Son se protoplanetêre skyf moet minstens 0,01 sonmassa materiaal bevat. Hierdie minimum-massa-newel word verkry deur die hoeveelheid rotsagtige en ysige materiaal in die planete bymekaar te tel en genoeg waterstof en helium by te voeg om 'n newel met dieselfde samestelling as die son te gee (Weidenschilling, 1977a). Teoretiese modelle dui daarop dat planeetvorming eintlik 'n ondoeltreffende proses is, dus die protoplanetêre newel was byna seker massiewer as dit.
Die meeste sterre vorm in digte trosse wat honderde of duisende sterre bevat, soortgelyk aan die Trapezium-groep in Orion. Groot trosse bevat oor die algemeen ten minste een massiewe, OB-ster. Hierdie sterre produseer groot hoeveelhede ultravioletstraling wat die buitenste dele van nabygeleë protoplanetêre skywe kan erodeer deur foto-verdamping. Massiewe sterre laat ook kortstondige radioaktiewe isotope in die interstellêre medium rondom hulle vry. Daar is bewyse dat baie van hierdie isotope in die vroeë sonnestelsel bestaan het (sien Afdeling 1.17.3.2 Hoofstuk 1.16), wat daarop dui dat die son in 'n groot sterreswerm gevorm het.
Ultraviolet-ruimte-sterrekunde
VII.C Emissie-newels
Die IUE-satelliet het ook nuwe inligting verskaf oor die samestelling van interstellêre gas deur waarnemings van emissie-newels (H II-streke, planetêre newels en supernova-oorblyfsels), in hierdie geval deur waarnemings van UV-emissielyne. Figuur 21 toon IUE-spektra van die Orion-newel ('n tipiese H II-streek) en van die Cygnus Loop-supernova-oorblyfsel. In die besonder is die oorvloed koolstof (moeilik bepaalbaar op grondgebaseerde waarnemings) gemeet aan waarnemings van die sterk eienskappe van C II (232,5 nm), C III (190,9 nm) en (in sommige gevalle) C IV ( 155 nm). In hierdie voorwerpe is die elektrontemperature (en in supernovareste, skokgolfsnelhede) ook bepaal uit waarnemings in die verre UV. Figuur 22 is 'n HUT-spektrum van die Cygnus Loop-supernova-oorblyfsel, wat die emissielyn van O VI (103.2-103.7 nm) toon. Die voorkoms van hierdie funksie dui aan dat die temperatuur van die gas baie hoog is (meer as 200 000 K).
FIGUUR 21. Ver-UV-spektra, verkry met IUE, van diffuse newels, (a) Orion-newel, 'n tipiese H II-streek, wat kontinuum toon as gevolg van stofverspreiding van UV-sterlig, met newelemissielyne. [Herdruk met toestemming van Torres-Peimbert, S., et al. (1980). Astrofis. J. 293, 133.] (b) Cygnus Loop, 'n supernova-oorblyfsel, wat emissielyne toon as gevolg van skokverhitte gas. [Herdruk met toestemming van Raymond, J. C., et al. (1980). Astrofis. J. 238, 881.]
FIGUUR 22. Ver-UV-spektrum van 'n gloeidraad in die Cygnus Loop supernova-oorblyfsel, verkry met die HUT in 1990 Astro-1 shuttle missie. Emissiekenmerke van O VI en ander sterk geïoniseerde spesies word geopenbaar. [Blair, W. P., et al. (1991). Astrofis. J. 379, L33.]
Die H II-streke is verteenwoordigend van gas waaruit sterre onlangs gevorm het of besig is om te vorm. Daarteenoor word planetêre newels gevorm uit die buitenste omhulsels van sterre wat die eindpunte van hul evolusionêre lewensiklusse nader. Die ingevoude, baie warm kern van 'n sterwende ster bied die uiterste UV-straling wat die newel ioniseer. Aangesien die gas in die planetêre newel deur die ster "verwerk" is, verskil die samestelling daarvan van 'n H II-streek, maar dit is die gas wat deur ou sterre uitgestoot word, wat herwin word om die volgende generasie sterre te vorm. Supernova-oorblyfsels is die gevolg van veel meer gewelddadige ontwrigting van (massiewer) sterre. Daarom is die elementêre samestellings van supernova-oorblyfsels tussen die II-streke en planetêre newels.
Lunar Rocks
III.A.1 Vlugtige stowwe
Vlugtige stowwe is die elemente wat kondenseer vanaf die sonnebul onder 800 ° C. Die totale gebrek aan gehidreerde minerale in maangesteentes dui daarop dat water deur die maangeskiedenis baie min was. Hierdie lae waterinhoud word ook aangedui deur die baie lae verswakking van seismiese golwe in die maankors. Die oorvloed aan inheemse koolstof is ook opvallend dat lae kristalagtige gesteentes tot enkele tiene dele per miljoen gewig koolstof bevat. Regolith-monsters bevat tot 'n orde van grootte meer, maar dit word grotendeels van die sonwind vasgevang terwyl dit op die oppervlak beweeg. Stikstof is ewe skaars. Die maan is, en was waarskynlik nog altyd, 'n uiters onherbergsame omgewing vir organiese chemikalieë, prebioties of bioties. Maangesteentes het ook konstant tekort aan alkalimetale (Na, K, Rb) met tot 'n faktor van tien in vergelyking met hul aardse eweknieë. Die elemente van hoër wisselvalligheid soos Pb, Bi, Tl, Br, ens., Is selfs laer in relatiewe oorvloed (deur faktore van 10-100). Die meeste, indien nie almal nie, weerspieël waarskynlik die aanvanklike tekort, nie die daaropvolgende verlies nie.
Titel: EKSTERNE FOTOVERDOOPING VAN DIE SOL-NEBULA: JUPITER se NOBLE GAS-VERRYKINGS
Ons bied 'n model aan wat die elementêre verryking in die atmosfeer van Jupiter verduidelik, veral die edelgasse Ar, Kr en Xe. Terwyl Hy, Ne en O uitgeput is, toon sewe ander elemente soortgelyke verrykinge (∼3 keer sonkrag, relatief tot H). Omdat dit wisselvallig is, is Ar moeilik om H te fraksioneer. Ons argumenteer dat eksterne foto-verdamping deur ver-ultravioletstraling (FUV) van nabygeleë massiewe sterre H verwyder het, Hy en Ne uit die sonnevel, maar Ar en ander spesies is behou omdat foto-verdamping op groot heliosentriese afstande plaasgevind het waar die temperatuur koud genoeg was (≲ 30 K) om hulle in amorfe waterys vas te vang. Namate die sonnevel H verloor, het dit relatief en eenvormig verryk geword in ander spesies. Ons model verbeter op die soortgelyke model Guillot en Hueso. Ons besef dat koue temperature alleen nie vlugtige stof vang nie, maar ook voortdurende waterdampproduksie is nodig. Ons demonstreer dat FUV-vloeistowwe wat die skyf foto-verdamp het, voldoende waterdamp in streke ≲ 30 K genereer om gasfasespesies in amorfe waterys in sonverhoudings vas te vang. Ons vind meer doeltreffende chemiese fraksionering in die buitenste skyf: terwyl die model van Guillot en Hueso 'n faktor van drie verryking voorspel wanneer slegs & lt2% van die skyfmeer & raquo-massa oorbly, vind ons dieselfde verryking as 30% van die skyfmassa oorbly. Laastens voorspel ons die teenwoordigheid van ~ 0.1 M waterdamp in die buitenste son newel en protoplanetêre skywe in H II streke. & laquo minder
Die ontslape groot astrofisikus Stephen Hawking het die term & # 8220spaghettification & # 8221 gewild gemaak. Wanneer 'n voorwerp 'n baie sterk swaartekragveld nader, word dit onderwerp aan uiterste getykragte wat die voorwerp vertikaal rek en horisontaal saamdruk. 'N Vaste voorwerp sal natuurlik die poging om dit in 'n noedel te rek, weerstaan. Maar in die geval van swart gate, namate die voorwerp nader daaraan kom, styg die getykrag tot so 'n uiterste dat dit gestrek en saamgepers word bo sy vermoë om te weerstaan. As u byvoorbeeld 'n swart gat nader, voete eerste in u ruimteskip, sou die swaartekraggradiënt (die verskil in gravitasiekrag tussen die een kant van die voorwerp en die ander) op u voete trek met meer krag as wat dit getrek het. jou kop, en rek jou daardeur uit soos 'n string spaghetti! Uiteindelik kom u op die punt waar u liggaam nie die rek kan weerstaan nie en sal u (en u skip) uitmekaar geskeur word, lank voordat u naby die geleentheidshorison gekom het. Nuwe numeriese simulasies van die vorming van die reuse-planete word aangebied, waarin die gas- en planetesimale toevoegingstempo vir die eerste keer op 'n self-konsekwente, interaktiewe manier bereken word. Die simulasies kombineer drie elemente: (1) drie-liggaam aanwas dwarsdeursnee van vaste stowwe op 'n geïsoleerde planetêre embrio, (2) 'n ster evolusiekode vir die planeet se gasvormige omhulsel, en (3) 'n planetesimale ontbindingskode binne die koevert gebruik om die planeet se effektiewe vangstraal en die energie-afsettingsprofiel van geakkreteerde materiaal te evalueer. Belangrike aannames sluit in: Die planeet is ingebed in 'n skyf met gas en klein planeetdiere met plaaslik eenvormige aanvanklike massamassa-digtheid, en planetesimale mag nie in of uit die voedingsone van die planeet migreer nie. Alle simulasies word gekenmerk deur drie hooffases. Gedurende die eerste fase bestaan die massa van die planeet hoofsaaklik uit vaste materiaal. Die planetesimale aanwas tempo, wat die van gas oorheers, neem vinnig toe as gevolg van weglopende aanwas, en neem dan af namate die voedingsone van die planeet uitgeput is. Gedurende die tweede fase is die toevoeging van vaste en gas klein en byna onafhanklik van tyd. Die derde fase, wat gekenmerk word deur die aanwas van die wegholgas, begin wanneer die vaste en gasmassa ongeveer gelyk is. Dit word voortgebring deur 'n sterk positiewe terugvoer oor die gasaanwas-tariewe, aangedryf deur die vinnige inkrimping van die gasomhulsel en die vinnige uitbreiding van die buitenste grens, wat afhang van die totale massa van die planeet. Die algehele evolusionêre tydskaal word gewoonlik bepaal deur die lengte van die tweede fase. Die werklike tempo waarteen die reuse-planete klein planeetdiere akkretreer, is waarskynlik tussen die konstante tempo's wat in die meeste vorige studies aangeneem is, en die hoogs veranderlike tempo's wat hier gebruik word. Binne die konteks van die aangenome model van planetêre aanwas, is die gesamentlike beperkings van die tydskaal vir die verdwyning van die sonnevel en die huidige hoëZmassas van die reuse-planete lei tot ramings van die aanvanklike oppervlakdigtheid (σinit) van planeetdiere in die buitenste gebied van die sonnevel. Die resultate toon dat σinit≈ 10 g cm −2 naby Jupiter & # x27s wentelbaan en dat σinit∝a −2, waarais die afstand vanaf die son. Hierdie waardes is 'n faktor van 3 tot 4 keer so hoog as dié van die 'minimummassa' sonnevel op Jupiter se afstand en 'n faktor van 2 tot 3 keer so hoog op Saturnus & # x27s afstand. Die raming vir die vormingstyd van Jupiter en Saturnus is 1 tot 10 miljoen jaar, terwyl die berekeninge vir Uranus tussen 2 en 16 miljoen jaar val. Hierdie ramings volg uit die eienskappe van ons sonnestelsel en is nie noodwendig van toepassing op reuse-planete in ander planetêre stelsels nie. Niemand kan moontlik sê dat 'n ster die grootste of die kleinste in die heelal is nie. Maar ons kan sê dat sterrekundiges 'n ster so groot ontdek het dat dit die ruimte sou vul tot halfpad tussen die wentelbane van Jupiter en Saturnus as dit in die son se plek sou wees. Aan die ander kant is die kleinste bekende ster 2MASS J05233822-1403022, wat 'n redelike groot naam is vir 'n ster wat ongeveer die grootte van Saturnus is. Kan daar nog kleineres wees wat nog onbekend is? Geboorte van klein sterretjies 'N Protostêr is warm omdat gravitasie-ineenstorting hitte vrystel. Solank die protostêr massa kry, styg die temperatuur. Ten slotte, om 'n regte ster te word, het die protostar genoeg massa nodig om die temperatuur te bereik wat nodig is om te begin kernfusie - dit is 'n paar miljoene grade. Natuurkundiges bereken dat die minimum massa wat nodig is om die toestande vir waterstoffusie te skep, tussen 7 en 8% van die son se massa is. Hulle het nog nie 'n presiese waarde vir die massa limiet want in die praktyk is daar baie faktore betrokke by stervorming wat nie goed verstaan word nie. Bruin dwerge en rooi dwerge Swaartekrag is die krag wat materie saamtrek. Alhoewel sterre ontstaan deur swaartekrag van newels, kan hemelliggame nie bestaan nie, tensy hulle die innerlike trek van swaartekrag weerstaan. In sterre is die stralingsdruk van kernreaksies in die kern die uitwaartse krag wat swaartekrag balanseer. Maar bruin dwerge is onderhewig aan verskillende kragte. Aangesien die kern van 'n bruin dwerg nooit genoeg massa kry om waterstoffusie te begin nie, word die enigste hitte geproduseer deur gravitasiekrimping. Terwyl die bruin dwerg afkoel, hou 'n vreemde krag dit egter in duie, want die saak in die kern is ontaard. Dit is nie 'n morele oordeel nie. Dit verwys na 'n bepaalde kwantummeganiese toestand wat nie van temperatuur afhang nie. Alhoewel die ontaardingsdruk keer dat die bruin dwerg nie in duie stort nie, dit keer ook dat hy meer massa kry. Dit is waarom dit nie 'n regte ster kan word nie. Die massa van 'n ster hou direk verband met sy temperatuur, wat vir sterrekundiges gerieflik is, omdat die temperatuur baie makliker is om te bepaal as die massa. Sterre met 'n hoër massa is groter en warmer as sterre met 'n laer massa. Dit is nie die geval vir bruin dwerge nie. As gevolg van die vreemde gedrag van ontaarde materie, is bruin dwerge met 'n groter massa kleiner as bruin dwerge met 'n laer massa. Die vind van die kleinste ster Dit is selfs moeiliker om bruin dwerge te vind. Hulle is kleiner en koeler as rooi dwerge en gee amper geen sigbare lig uit nie, en straal hoofsaaklik uit infrarooi. Die eerste bevestigde ontdekking van 'n bruin dwerg was in 1994. Klein sterre en donker dwerge is moeilik om te sien en soms moeilik om van mekaar te onderskei. As u dus die kleinste rooi dwerg wil probeer vind en die massa-beperking wil toets, sal u werk vir u uitsny. Terwyl dit gebeur, is sterrekundiges baie vasberade en het 'n groep aan die Georgia State University in die VSA, onder leiding van Sergio Dieterich, die uitdaging aangepak. Hulle het 63 voorwerpe bestudeer wat blykbaar naby die grens tussen sterre en bruin dwerge was. In die grafiek van hul resultate het hulle die radius (grootte) teenoor die temperatuur (massa) geteken. Soos verwag, het die radius afgeneem met temperatuur - dit was die rooi dwerge. Maar dit het eers tot ongeveer 2100 K (1830 ° C / 3300 ° F) gebeur. Hulle was baie opgewonde om 'n onderbreking daar te sien, en toe neem die radiusse toe namate die temperatuur daal - net wat jy van 'n stel bruin dwerge sou verwag. Die kleinste ster tot dusver Die modelle voorspel egter dat die massalimiet ongeveer 1400 ° C is. 2MASS J0523-1403 is dus waarskynlik nie die kleinste ster nie. Dit is die kleinste ster wat uit 'n beperkte steekproef sterre gevind is. Sergio Dieterich werk reeds saam met 'n span wat 'n groter monster bestudeer en brei die ondersoek uit om die gevolge van chemiese samestelling op die massalimiet te ondersoek. Inhoud kopiereg en kopie 2021 deur Mona Evans. Alle regte voorbehou. Die Athena-kode is beskikbaar op GitHub (https://github.com/PrincetonUniversity/Athena-Cversion). Die PLAN-kode is beskikbaar op Zenodo 44. Youdin, A. N. & amp Kenyon, S. J. in Planete, sterre en sterrestelsels Vol. 3 (reds Oswalt, T. D., Frans, L. M. & amp Kalas, P.) 1–62 (Springer, 2013). Youdin, A. N. en amp Goodman, J. Stroom onstabiliteite in protoplanetêre skywe. Astrofis. J. 620, 459–469 (2005). Nesvorný, D., Youdin, A. N. en amp Richardson, D. C. Vorming van Kuiper-gordelbinaries deur gravitasie-ineenstorting. Astron. J. 140, 785–793 (2010). Noll, K. S., Grundy, W. M., Chiang, E. I., Margot, J.-L. & amp Kern, S. D. in Die sonnestelsel anderkant Neptunus (reds Barucci, M. A., Boehnhardt, H., Cruikshank, D. P. & amp Morbidelli, A.) 345–363 (University of Arizona Press, 2008). Fraser, W. C. et al. Alle planeetdiere wat naby die Kuiper-gordel gebore is, het as binaries gevorm. Nat. Astron. 1, 0088 (2017). Grundy, W. M. et al. Wedersydse wentelbane van transneptuniese binaries. Ikarus https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.03.035 (2019). Goldreich, P., Lithwick, Y. & amp Sari, R. Vorming van Kuiper-gordel binaries deur dinamiese wrywing en drie-liggaam ontmoetings. Aard 420, 643–646 (2002). Yang, C.-C., Johansen, A. & amp Carrera, D. Konsentreer klein deeltjies in protoplanetêre skywe deur die stroomstabiliteit. Astron. Astrofis. 606, A80 (2017). Johansen, A. et al. Vinnige planetesimale vorming in onstuimige sirkelvormige skywe. Aard 448, 1022–1025 (2007). Johansen, A., Youdin, A. & amp Mac Low, M.-M. Deeltjieklontjies en planeetvormige vorming hang sterk af van die metaalagtigheid. Astrofis. J. Lett. 704, 75–79 (2009). Bai, X.-N. & amp Stone, J. M. Dinamiek van vaste stowwe in die middelvlak van protoplanetêre skywe: implikasies vir planetêre vorming. Astrofis. J. 722, 1437–1459 (2010). Carrera, D., Gorti, U., Johansen, A. & amp Davies, M. B. Planetesimale vorming deur die stroomstabiliteit in 'n foto-verdampende skyf. Astrofis. J. 839, 16 (2017). Kenyon, S. J. & amp Luu, J. X. Akkresie in die vroeë Kuiper-gordel. I. Koagulasie en snelheidsevolusie. Astron. J. 115, 2136–2160 (1998). Morbidelli, A., Bottke, W. F., Nesvorný, D. & amp Levison, H. F. Asteroïdes is groot gebore. Ikarus 204, 558–573 (2009). Weidenschilling, S. J. Aanvanklike groottes van planeetdiere en aanwas van die asteroïdes. Ikarus 214, 671–684 (2011). Simon, J. B., Armitage, P. J., Youdin, A. N. & amp Li, R. Bewyse vir universaliteit in die aanvanklike planetesimale massafunksie. Astrofis. J. Lett. 847, 12–17 (2017). Li, R., Youdin, A. N. & amp Simon, J. B. Oor die numeriese robuustheid van die stroominstabiliteit: deeltjie-konsentrasie en gasdinamika in protoplanetêre skywe. Astrofis. J. 862, 14–29 (2018). Stone, J. M., Gardiner, T. A., Teuben, P., Hawley, J. F. & amp Simon, J. B. Athena: 'n nuwe kode vir astrofisiese MHD. Astrofis. J. Aanvulling Ser. 178, 137–177 (2008). Hayashi, C. Struktuur van die sonnevel, groei en verval van magnetiese velde en effekte van magnetiese en turbulente viskositeite op die newel. Prog. Teorie. Fis. Voorsien 70, 35–53 (1981). Poincaré, H. Mémoires et observations. Sur l’équilibre d'une masse fluide animée d'un mouvement de rotation. Bul. Astron. 2, 109–118 (1885). Benecchi, S. D., Noll, K. S., Stephens, D. C., Grundy, W. M. & amp Rawlins, J. Optiese en infrarooi kleure van transneptuniese voorwerpe waargeneem met HST. Ikarus 213, 693–709 (2011). Johansen, A. & amp Lacerda, P. Prograderotasie van protoplanete deur aanwas van klippies in 'n gasagtige omgewing. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 404, 475–485 (2010). Gladman, B., Marsden, B. G. & amp Vanlaerhoven, C. in Die sonnestelsel anderkant Neptunus (reds. Barucci, M. A., Boehnhardt, H., Cruikshank, D. P. & amp Morbidelli, A.) 43–57 (University of Arizona Press, 2008). Parker, A. H. & amp Kavelaars, J. J. Vernietiging van binêre minderjarige planete tydens die verspreiding van Neptunus. Astrofis. J. Lett. 722, 204–208 (2010). Schlichting, H. E. & amp Sari, R. Die verhouding tussen retrograde en progressiewe wentelbane: 'n toets vir Kuiper Belt-binêre vormingsteorieë. Astrofis. J. 686, 741–747 (2008). Johansen, A., Mac Low, M.-M., Lacerda, P. & amp Bizzarro, M. Groei van asteroïdes, planetêre embrio's en voorwerpe van die Kuiper-gordel deur toevoer van chondrule. Sci. Adv. 1, 1500109 (2015). Bottke, W. F. et al. Die versteende grootteverdeling van die hoofsteroïedgordel. Ikarus 175, 111–140 (2005). Petit, J.-M. et al. Die absolute grootteverdeling van koue klassieke voorwerpe van die Kuiper-gordel. In American Astronomical Society DPS-vergadering 48 120,16 (AAS, 2016). Stern, A. et al. Aanvanklike resultate van die verkenning van die New Horizons van 2014 MU69, 'n klein voorwerp van die Kuiper-gordel. Wetenskap 364, eaaw9771 (2019). Shannon, A. & amp Dawson, R. Beperkings op die aantal oorspronklike verspreide skyfvoorwerpe by Pluto-massa en hoër as gevolg van die afwesigheid van hul dinamiese handtekeninge op die hedendaagse trans-Neptuniese bevolking. Ma. Nie. R. Astron. Soc. 480, 1870–1882 (2018). Colella, P. Multidimensionele windweermetodes vir hiperboliese bewaringswette. J. Rekenaar. Fis. 87, 171–200 (1990). Colella, P. & amp Woodward, P. R. Die stuksgewyse paraboliese metode (PPM) vir gasdinamiese simulasies. J. Rekenaar. Fis. 54, 174–201 (1984). Toro, E. F. Riemann Oplossers en numeriese modelle vir vloeistofdinamika (Springer, 1999). Bai, X.-N. & amp Stone, J. M. Deeltjiedinamika met Athena: metode en konvergensie. Astrofis. J. Aanvulling Ser. 190, 297–310 (2010). Hockney, R. W. & amp Eastwood, J. W. Rekenaarsimulasie deur deeltjies te gebruik (McGraw-Hill, 1981). Youdin, A. & amp Johansen, A. Protoplanetêre skyf turbulensie gedryf deur die stroom instabiliteit: lineêre evolusie en numeriese metodes. Astrofis. J. 662, 613–626 (2007). Hawley, J. F., Gammie, C. F. & amp Balbus, S. A. Plaaslike driedimensionele magnetohydrodinamiese simulasies van aanwasskywe. Astrofis. J. 440, 742–763 (1995). Simon, J. B., Armitage, P. J., Li, R. & amp Youdin, A. N. Die massa- en grootteverdeling van planeetdiere wat gevorm word deur die instabiliteit van die stroom. I. Die rol van self-swaartekrag. Astrofis. J. 822, 55–72 (2016). Masset, F. FARGO: 'n vinnige euleriaanse transportalgoritme vir skyfies met verskillende rotasies. Astron. Astrofis. Voorsien Ser. 141, 165–173 (2000). Stone, J. M. & amp Gardiner, T. A. Implementering van die skeerkasbenadering in Athena. Astrofis. J. Aanvulling Ser. 189, 142–155 (2010). Koyama, H. & amp Ostriker, E. C. Drukverhoudings en vertikale ewewig in die onstuimige, multifase interstellêre medium. Astrofis. J. 693, 1346–1359 (2009). Abod, C. P. et al. Die massa- en grootteverdeling van planeetdiere wat gevorm word deur die onstabiliteit van die stroom. II. Die effek van die radiale gasdrukgradiënt. Voorafdruk op https://arxiv.org/abs/1810.10018 (2018). Chiang, E. & amp Youdin, A. N. Vorm planetesimale in son- en buite-solare newels. Annu. Eerwaarde Earth Planet. Sci. 38, 493–522 (2010). Eisenstein, D. J. & amp Hut, P. HOP: 'n nuwe algoritme vir groepsondersoeke vir N-liggaamsimulasies. Astrofis. J. 498, 137–142 (1998). Morton, G. M. 'N Rekenaargerigte geodetiese databasis en 'n nuwe tegniek in lêervolgorde (Internasionale sakemasjiene, 1966). Barnes, J. & amp Hut, P. 'n Hiërargiese O (N log N) kragberekeningsalgoritme. Aard 324, 446–449 (1986). Lissauer, J. J. & amp Kary, D. M. Die oorsprong van die sistematiese komponent van planetêre rotasie. Ek — Planeet op 'n sirkelbaan. Ikarus 94, 126–159 (1991). Dones, L. & amp Tremaine, S. Oor die oorsprong van planetêre draaie. Ikarus 103, 67–92 (1993). Moderne waarnemingstegnieke is steeds nie kragtig genoeg om die vorming van die planeet direk te beskou nie, en daarom is dit nodig om op teorie te steun. Waarnemings gee egter twee belangrike leidrade vir die vormingsproses. Die eerste is dat die mees primitiewe vorm van materiaal in die interstellêre ruimte bestaan as 'n verdunde gas. Sommige van hierdie gas is onstabiel teen gravitasie-ineenstorting en begin saamtrek. Omdat die hoekmomentum van die gas nie nul is nie, trek dit langs die draai-as saam, maar bly dit verleng in die vlak loodreg op die as, sodat 'n skyf gevorm word. Viskose prosesse in die skyf dra die grootste deel van die massa na die middelpunt waar uiteindelik 'n ster vorm. In die proses word amper 'n neweproduk ook 'n planetêre stelsel gevorm. Die tweede leidraad is die benodigde tyd. Daar word wel waargeneem dat jong sterre gasskyfies bevat wat meestal uit waterstof en helium bestaan, en waarnemings vertel ons dat hierdie skyfies na ongeveer 5 tot 10 miljoen jaar verdwyn. As planete soos Jupiter en Saturnus, wat baie ryk aan waterstof en helium is, in so 'n skyf moet vorm, moet hulle hul gas binne 5 miljoen jaar na die vorming van die skyf afsonder. Elke formasiescenario wat u voorstel, moet Jupiter in daardie tyd produseer, hoewel die aardse planete, wat nie beduidende hoeveelhede waterstof en helium bevat nie, langer kon neem om te bou. Moderne ramings vir die vormingstyd van die Aarde is ongeveer 100 miljoen jaar lank. Tot op hede is daar twee hoof kandidaatteorieë vir die vervaardiging van Jupiter-agtige planete. Die kernaanwas-scenario (CA) veronderstel dat enige vaste materiale in die skyf stadig stol tot protoplanetêre kern met geleidelik groter massas. As die kern klein genoeg bly, sal dit nie 'n sterk genoeg swaartekrag hê om gas van die omliggende skyf te lok nie, en die resultaat sal 'n aardse planeet wees. As die kern groot genoeg word (in die orde van tien aardmassas) en die skyf nog nie verdwyn het nie, kan die planetêre embrio gas van die omliggende skyf lok en groei tot 'n gasreus. As die skyf verdwyn voordat die proses voltooi is, is die resultaat 'n voorwerp soos Uranus of Neptunus, wat 'n klein, maar betekenisvolle aanvulling van waterstof en helium het. Die belangrikste vraag is of die protoplanetêre kern groot genoeg kan word voordat die skyf verdwyn. 'N Tweede scenario is die DI-scenario (Disk Instability). Hierdie scenario stel dat die skyf self onstabiel is en geneig is om streke met 'n hoër as normale digtheid te ontwikkel. Sulke streke stort onder hul eie swaartekrag inmekaar om protoplanete van Jupiter-massa te vorm. In die DI-scenario kan 'n massa Jupiter-massa vorm - oor 'n paar honderd jaar wat uiteindelik sal saamtrek tot 'n gasreusplaneet. Die probleem hier is om die skyf in 'n toestand te bring waar sulke onstabiliteit sal ontstaan. Noudat ons byna 3000 planetêre stelsels ontdek het, sal daar talle voorbeelde wees om hierdie scenario's te toets. Ons sonnestelsel bevat drie basiese soorte planete. Diegene nader aan die son — die aardse planete Kwik, Venus, Aarde en Mars — is almal ongeveer aardagtig. Nie een is groter as die aarde nie, en almal bestaan uit 'n kern wat meestal uit yster bestaan, 'n mantel wat uit rots bestaan (meestal silikate) en 'n atmosfeer waarvan die massa 'n weglaatbare fraksie van die totale massa van die planeet is. Anderkant Mars lê die gasreuse Jupiter en Saturnus. Hierdie planete is onderskeidelik ongeveer 300 en 100 keer massiewer as die aarde en bestaan meestal uit 'n mengsel van waterstof en helium in dieselfde verhouding as wat in die son voorkom. Die ander elemente word met 'n paar faktore verryk oor hul sonverhoudings, en hoewel hul bydrae tot die totale massa nie weglaatbaar is nie, bly dit 'n klein komponent. Laastens, aan die buitekant van die sonnestelsel is die sg ysreuse, Uranus en Neptunus. Hierdie planete is ongeveer 15 keer massiewer as die aarde en bestaan uit ongeveer gelyke dele van rots, ys en 'n waterstof-heliummengsel. Dit was al jare lank 'n groot uitdaging om die verband tussen hierdie verskillende planetêre klasse en hul onderskeie plekke in die sonnestelsel te verstaan. Die uitdaging het skerper geword met die ontdekking van planetêre stelsels rondom ander sterre. Dit is nou bekend dat ons planetêre stelsel maar net een voorbeeld onder baie is, en dat die variasie onder hierdie stelsels baie groot is. Watter prosesse bepaal die massa van 'n planeet en die samestelling daarvan? Hoe hou hierdie prosesse verband met die afstand van die planeet vanaf die gasheerster? Hierdie vrae is die kern van die studie van planeetvorming. In beginsel is die manier om hierdie vrae te beantwoord, te begin by die geboorteplek van sterre, die interstellêre wolke, en die bekende fisika-wette toe te pas. Dit moet aandui hoe die materiaal self rangskik. Ongelukkig moet baie verskillende wette gelyktydig toegepas word. In die eerste plek het die wolk 'n willekeurige, nie-isotropiese vorm. Dit beteken dat die swaartekrag in verskillende dele van die wolk sal verskil. Dit sal lei tot drukgradiënte en gasvloei. Maar daarbenewens sal die gas vaste kondensaatkorrels bevat. As hulle klein genoeg is, sal hulle deur die gas meegesleur word. As hulle groter is, sal hulle geneig wees om die gassleep te weerstaan en te beweeg in reaksie op die swaartekragte wat deur die omliggende materiaal toegepas word. Die grootte van die korrels hang af van hoe gereeld dit bots en of dit vassit of fragmenteer wanneer dit bots. Dit sal op sy beurt afhang van die snelheid van die botsing. Die samestelling van die korrels hang af van die aanvanklike samestelling van die wolk en die temperatuur en druk binne. Maar aangesien die korrels die dekking in die wolk beheer, beïnvloed dit self die wolktemperature. As daar magnetiese velde is, bemoeilik dit die beweging van die gas verder. Uiteindelik vereis die evolusie van 'n gebied van die gaswolk in 'n sterrestelsel die oplossing van 'n komplekse stelsel vergelykings wat getrek word uit termodinamika, hidrodinamika, stralingsoordrag, plasmafisika, chemie en meganika. Die oplossing van die volledige stel vergelykings val buite die bestek van die huidige rekenaarkrag, en daarom moet benaderings gemaak word. Die vroegste benaderings het gekonsentreer op een of ander van die vele prosesse wat betrokke was en die res as 'n soort agtergrond beskou. Op hierdie manier was dit moontlik om iets te leer oor hoe elke relevante proses in die konteks van planeetvorming optree. Namate ons begrip van die fisika gegroei het en die rekenaarkrag toegeneem het, is dit moontlik om meer komplekse prosesse te modelleer, en ons kry nou 'n beter begrip van hoe die verskillende komponente inmekaar pas om 'n planeet te maak, en hoe dit die finale voorkoms van die liggaam. Die vroegste waarnemings van die planete het getoon dat al die bekende planete van ons sonnestelsel in dieselfde rigting om die son wentel. Boonop lê hierdie wentelbane almal in byna dieselfde vlak. Hierdie sirkelbeweging het diegene wat bespiegel oor planetêre oorsprong beïndruk. As ons 'n eenvoudige stelsel aanneem, sê ons 'n heelal gevul met verdunde materiaal ('n gas?), Hoe is dit dan moontlik om sirkelbeweging daaruit te ontleen? Die vroegste idees was die voorstel van Rene Descartes, in 1633, dat die heelal oorspronklik vol wervels was en dat die materiaal in hierdie wervels op een of ander manier saamtrek om die planete te vorm. Dit sou verklaar waarom die planete almal in dieselfde rigting om die Son beweeg. In 1749, Georges-Louis Leclerc, het Comte de Buffon voorgestel dat die planete gevorm word uit die puin wat versprei was toe 'n reuse-komeet met die son gebots het. Ook hier word verwag dat almal van die planete in dieselfde rigting om die Son sal wentel. Alhoewel albei hierdie teorieë ernstige probleme het, het variasies daarvan tot in die 20ste eeu gewild gebly. Die heersende teorie is egter vandag gebaseer op die newelhipotese wat Emanuel Swedenborg in 1734 voorgestel het. Hierdie idee is verder ontwikkel deur Immanuel Kant in 1755, en onafhanklik deur Pierre-Simon Laplace in 1796. Laplace se prentjie van 'n uitgebreide gasagtige "atmosfeer" wat die son omring en die volume vul van wat nou die sonnestelsel is, strook baie met moderne uitsigte. Moderne astrofisici sal soos volg argumenteer: Omdat meer as 99 persent van die massa van die sonnestelsel in die son lê, lyk dit redelik om die planete as die "oorskiet" van die proses van stervorming te beskou. Die omgewing van die nuutgevormde Son gee ons die agtergrondvoorwaardes vir die vorming van planete. Om die konteks waarbinne planete vorm te vorm, is dit nodig om 'n begrip van stervorming te verstaan. Daar word waargeneem dat spiraalstelsels groot wolke interstellêre gas insluit. Sulke wolke kan tussen honderdduisend en etlike miljoen sonmassas materiaal bevat. Hierdie materiaal, meestal gas, is onderhewig aan 'n aantal invloede, insluitend magnetiese velde en sterrestralingsdruk, maar die twee belangrikste faktore is swaartekrag, wat veroorsaak dat die gas ineenstort en die kinetiese beweging van die gasmolekules wat veroorsaak dat die gas uit te brei. As 'n versteuring toegepas word om die gas te laat saamtrek, sal die swaartekrag toeneem en die verdere inkrimping bevoordeel, maar terselfdertyd sal die gas verhit en probeer uitbrei, dus is daar 'n balans tussen die neiging om saam te trek en neiging om uit te brei. Vir lae massas lei dit tot 'n stabiele situasie. Die toename in self-swaartekrag word geneutraliseer deur die toename in temperatuur, en die gasklem bly stabiel. Maar as 'n spesifieke streek genoeg massa bevat, sal 'n klein inkrimping die erns genoeg verhoog sodat dit die gepaardgaande verwarming kan oorkom, en die streek sal voortgaan om saam te trek. Hierdie meganisme, genaamd die Jeans onstabiliteit, is die eerste fase van stervorming, en is in 1902 deur Sir James Jeans beskryf. Die besonderhede oor die ineenstorting van so 'n voorwerp is ingewikkeld. Dit behels die berekening van die hidrodinamiese reaksie van die gas op die swaartekragte, stralingsdruk, magnetiese velde, termiese gradiënte en rotasie. Die algemene gedrag kan egter verstaan word deur die gravitasiekrimping van 'n roterende sfeer voor te stel. Die gravitasiekrag sal in alle rigtings radiaal, na binne en gelyk wees, maar die sentrifugale krag as gevolg van rotasie sal sterker naby die ewenaar wees as naby die pole. As gevolg hiervan sal die inkrimping langs die draai-as groter wees as die inkrimping in die ekwatoriaalvlak en sal 'n skyfagtige struktuur ontstaan. Sulke skywe word waargeneem rondom jong sterre. Aangesien die gravitasiekrag in die skyf wissel na gelang van die afstand vanaf die middelpunt, sal die dele van die skyf wat op verskillende afstande van die middelpunt is, met verskillende hoeksnelhede draai. Die gas sal ook onstuimig wees. Daar is 'n aantal moontlike bronne vir hierdie onstuimigheid. Een meganisme behels die magnetiese veld. As die gas geïoniseer word, sal magneetveldlyne geneig wees om aan die gas te bind, en aangesien verskillende dele van die gas teen verskillende snelhede beweeg, sal hierdie lyne gerek en gedraai word.Die kragte wat ontstaan, kan onstuimigheid in die gas veroorsaak (Balbus & amp Hawley, 1991). Ander bronne van onstuimigheid is die gevolg van onstabiliteit omdat die druk- en digtheidsgradiënte nie noodwendig in dieselfde rigting is nie (barokliniese onstabiliteit) of as gevolg van sterk termiese gradiënte. Hierdie onstuimigheid gee die gas 'n baie hoër viskositeit as wat verwag kan word uit eenvoudige gaskinetiese oorwegings (Shakura & amp Sunyaev, 1973). Die hoë viskositeit skep 'n koppeling tussen aangrensende streke in die skyf. Gewoonlik beweeg die binneste dele van die skyf vinniger en hierdie viskose koppeling tussen aangrensende stroomlyne van gas sal die hoekmoment van die binneste, vinniger stroomlyne na die stadiger buitenste oordra. Die netto resultaat is om die hoekmomentum na buite op die skyf oor te dra. Namate die materiaal van die binneste skyf hoekmoment verloor, val dit na die middel van die skyf en word 'n sentrale massa - die protostaar - gevorm. Die buitemateriaal, waaruit die planete uiteindelik sal vorm, sal die grootste hoekmoment bevat. Dit stem ooreen met die feit dat meer as 95 persent van die sonnestelsel se hoekmomentum in die planete is, ondanks die feit dat dit minder as 1 persent van die totale massa bevat. Die samestelling van die gas hang af van die ouderdom daarvan. Die oudste gas, wat dateer uit die tyd van die oerknal, is 'n mengsel van ongeveer 75 persent massawaterstof, 25 persent helium en 'n spoor swaarder elemente. Die meeste ander elemente behalwe waterstof en helium is deur sterre nukleosintese geproduseer en weer in die agtergrondgas gemeng. Ons son is 'n ster van die tweede generasie en is gevorm in 'n omgewing met die samestelling wat in Tabel 1 gegee word. Die tabel toon die oorvloed, volgens aantal, van die mees algemene elemente in ons sonnestelsel in verhouding tot 106 silikonatome. Die materiale wat uit hierdie elemente gevorm kan word, kan in drie verskillende klasse verdeel word, afhangend van hul wisselvalligheid. Sommige materiale sal gasse wees onder byna alle toestande van druk en temperatuur wat op die skyf betrekking het. Daar sal na hierdie materiale verwys word as gasse. Ander materiale is solied vir almal behalwe vir die hoogste temperature op die skyf, en daar sal na verwys word as rotse. Uiteindelik sal daar materiale van intermediêre wisselvalligheid wees. Vir sommige toestande op die skyf is dit solied en vir ander gasvormig. Ons sal verwys na sulke intermediêre materiale soos ysies. Let daarop dat hierdie terme verwys na die klas materiaal, nie na die werklike fase nie. Elemente soos helium, neon en argon is chemies inert en sal onder alle toepaslike toestande gasse wees. Aangesien waterstof baie meer voorkom as al die ander elemente, sal die meeste waterstof eenvoudig met homself kombineer om H te vorm2 en sal ook 'n gas wees. Elemente soos silikon en ander swaarder elemente is geneig om vuurvaste materiale soos Fe te vorm2SiO3, MgSiO3, Al2O3, ensovoorts, en sal rotse wees. Die oorblywende suurstof, koolstof en stikstof sal meestal waterstofatome teëkom en vorm verbindings soos H2O, CH4, en NH3. Hierdie molekules vorm op hulle beurt ysies en sal of vaste of gasvormig wees, afhangende van die plaaslike druk en temperatuur. Vir tipiese druk op die skyf, H2O sal vries op ongeveer 170K, NH3 ongeveer 110K en CH4 ongeveer 40K. Hier is dit belangrik om twee voorbeelde aan te dui: Die eerste is dat hoewel suiwer CH4 slegs teen uiters lae temperature kan vries, kan dit vasgevang word deur watermolekules as 'n afgeslote ys (Bar-Nun et al., 2013). Dit kan dus vasgevang word in vaste stowwe in 'n temperatuurregime waar dit te warm is vir CH4 Om te vries. Die skyf kan dus beskou word as 'n wese wat meestal bestaan uit H2 en Hy gas met 'n klein mengsel van vaste korrels. Die samestelling van hierdie korrels sal ietwat wissel met die afstand van die son as gevolg van veranderings in samestelling as 'n funksie van temperatuur, maar die grootste samestellingsverandering sal plaasvind wanneer die temperatuur laag genoeg daal sodat die verskillende ys, in die besonder H2O, kan vries. Soos blyk uit Tabel 1 is suurstof die element wat die meeste voorkom na helium, sodat die massa vaste stowwe wat beskikbaar is na kondensasie van water ys aansienlik groter is as die massa voor kondensasie. Die plek waar die temperatuur eers laag genoeg daal om 'n spesifieke ys te laat kondenseer, word die genoem yslyn vir daardie spesifieke molekule. Die tweede waarskuwing is dat koolstof onder sekere omstandighede geneig is om met suurstof te kombineer eerder as die meer waterstof. Aangesien ontmoetings tussen atome in 'n gas gewoonlik deur statistieke beheer word, en waterstof 2000 keer meer volop is as suurstof, het 'n koolstofatoom 2000 keer meer kans op 'n waterstofatoom as suurstofatoom. Die binding tussen 'n koolstof en 'n suurstofatoom is egter baie sterker as die band tussen 'n koolstof en 'n waterstofatoom. As die temperatuur laag is, is die botsings swak genoeg sodat 'n C-H-binding, sodra dit gevorm is, oor die algemeen nie gebreek sal word nie. In hierdie geval is die meeste suurstofatome vry om met waterstof te kombineer om H te vorm2O en die kruising van die wateryslyn sal die massa vaste materiaal met meer as 'n faktor 2 verhoog. As die temperature egter hoog genoeg is, alhoewel CH-bindings gevorm word, sal die molekules vinnig genoeg beweeg sodat intermolekulêre botsings hierdie bindings sal breek. C-O bindings is baie sterker, en as dit eers gevorm is, sal dit baie moeiliker wees om te breek. As gevolg hiervan, in die sonnevel, by temperature hoër as ongeveer 1000 K, CO, eerder as CH4 sal die voorkeur koolstofverbinding wees. As die gas na die warm gebied vloei, word CO gevorm. As dit dan terugvloei na die koue streek, moet die CO uiteindelik terugkeer na CH4 en H2O by die laer temperature van die sneeulinie (170 K). Hierdie reaksie word egter kineties geïnhibeer, en die CO sal stabiel bly vir periodes van uiters lang duur (Lewis & amp Prinn, 1980). Aangesien koolstof net effens minder volop is as suurstof, sal dit baie min suurstof vir H as die meeste koolstof in die vorm van CO is.2O-vorming. In hierdie geval sal die massa van vaste stowwe slegs met ongeveer 50 persent verhoog as u die yslyn oorsteek. Die gasskyf, met die groeiende protostar in sy middel, is 'n komplekse omgewing. Straling van omliggende sterre laat die buitenste lae van die gas ioniseer. Hierdie geïoniseerde gas kan omringende magnetiese velde vasvang, en hierdie magnetiese velde kan onstuimige bewegings in die gas veroorsaak. Hierdie turbulensie gee die gas 'n hoë effektiewe viskositeit en maak 'n relatiewe vinnige oordrag van hoekmomentum binne die gas moontlik. Dit laat die gas uiteindelik verdwyn deur in die ster te val. 'N Ander meganisme vir gasverlies is foto-verdamping, waardeur die UV-straling van die sentrale ster of nabygeleë sterre buite die skyf die gas ioniseer en verhit sodat die gas kan ontsnap. Daarbenewens kan gas deur 'n sterk sterwind uit die stelsel gevoer word. Gevolglik het sulke skywe 'n relatiewe kort leeftyd. Vroeë studies oor die statistieke van gasskyfies in jong sterretrosse het aangedui dat die omgewing van die ster op 'n tydskaal van ongeveer vyf miljoen jaar van gas skoongemaak is. Meer onlangse werk dui aan dat sommige skywe vir so lank as 20 miljoen jaar kan voortduur (Mamajek et al., 2009). Dit stel in elk geval 'n paar tydsbeperkings op die tydskaal vir planeetvorming. Gasreusplanete soos Jupiter en Saturnus, wat groot hoeveelhede waterstof en helium bevat, moes goed gevorm het voordat die gas verdwyn het. Benewens die gas, sal die skyf ook materiale in die vaste fase hê. Oorspronklik sal hierdie materiale soortgelyk wees aan die korrels wat in interstellêre wolke gesien word. Hierdie interstellêre korrels is gewoonlik in die orde van 0,1–1 mikron in radius en versprei oor die hele volume van die skyf. Die swaartekrag van die sentrale ster op 'n tipiese korrel kan in twee komponente verdeel word. Die komponent in die radiale rigting word geneutraliseer deur die sentrifugale krag van die graan se wentelbeweging om die ster. Die komponent in vertikale rigting laat die korrel na die middelvlak van die skyf dryf. Die snelheid waarmee die korrels na die middelvlak val, word bepaal deur die balans tussen die vertikale komponent van die swaartekrag van die ster en die trekkrag van die gas op die graan. Klein lukrake bewegings van die korrels laat hulle bots, vassit en groei. Daarbenewens is die dryfsnelheid van korrels na die middelvlak groter vir groter korrels, sodat dit die kleineres verbysteek op pad af en groei. Hierdie groeiprosesse kan die tyd wat die korrels benodig om na die gebied van die middelvlak te dryf, aansienlik verminder. Na ongeveer 10 4 - 10 5 jaar het die korrels tot 'n grootte van millimeter gegroei en 'n stoflaag in die omgewing van die middelvlak gevorm. Die stoflaag beskerm hierdie streek teen ioniserende straling sodat die gas neutraal is en die magneetveld nie turbulensie in die gas veroorsaak nie. Desondanks sal na verwagting ander bronne van onstuimigheid teenwoordig wees. As die termiese gradiënt in die vertikale rigting groot genoeg is, is dit alleen voldoende om die gas te roer. Daarbenewens is die verhouding van stofmassa tot gasmassa, met soveel stof in 'n dun laag. Dit lei tot 'n interessante situasie. Die gasdruk in die skyf neem af as 'n mens wegbeweeg van die sentrale ster. Hierdie drukgradiënt oefen 'n krag uit op die gas wat die gravitasiekrag van die ster weerstaan. As gevolg hiervan, alhoewel die stof om die Kepleriaanse snelheid wentel, word die gas deels deur die drukgradiënt in die skyf ondersteun en beweeg dit stadiger. As die stof / gas-massaverhouding hoog genoeg is, sal die stof die gas sleep en dit versnel tot naby die Kepleriaanse snelheid. Maar in die lae net bokant en net onder die middelvlak, waar daar relatief min stof is, sal die gas stadiger beweeg. Hierdie skuif lei tot 'n onstabiliteit wat nog 'n bron van onstuimigheid is. Turbulensie in die gas sal die stof tot hoër vlakke bokant die middelvlak laat roer, sodat die stoflaag 'n eindige dikte het. Op 'n afstand r vanaf die middel van die skyf is die dikte van die stoflaag ongeveer 0.1r. As die korrels kon aanhou groei, sou dit minder beïnvloed word deur die onstuimigheid van die gas, en sou die dikte van die stoflaag klein bly. Die beweging van die korrels kan as twee dele saamgestel word: 'n basiese sirkelbaan om die ster en 'n bykomende ewekansige komponent. Hierdie ewekansige komponent gee die baan sy nul-eksentrisiteit en -helling. Die dikte van die stoflaag is 'n maatstaf van die hellings van die stofbane en dus van hul willekeurige beweging. Die versameling van korrels kan ook gesien word as 'n 'gas' van deeltjies, en die willekeurige beweging van die korrels kan geassosieer word met die temperatuur van hierdie gas. Net soos 'n klomp gas wat massief en koel genoeg is, onderhewig sal wees aan die Jeans-onstabiliteit, sal hierdie 'gas' van korrels, as dit voldoende koel is, (dws as die stoflaag voldoende dun is) geneig wees tot stort in stofklonte. Hierdie meganisme, bekend as die Goldreich-Ward onstabiliteit (Goldreich & amp Ward, 1973), sal kilometergrootte planeetdiere produseer. Hierdie Goldreich-Ward-meganisme stel ons in staat om doeltreffend van korrels van millimeter of sentimeter groot te spring, waarvan die beweging sterk gekoppel is aan die beweging van die gas, tot kilometergrootte planeetdiere wat baie minder beïnvloed word deur gassleep, en daarbenewens genoeg van 'n swaartekrag-aantrekkingskrag om hul verdere groei te verbeter. Die probleem met hierdie idee is die onstuimigheid van die gas. Onstuimige wervels sal veroorsaak dat klein korreltjies teen 'n hoë spoed bots sodat dit geneig is om te fragmenteer eerder as om te groei. Die korrels kan nie in die middelvlak sak nie, die stoflaag sal dik bly (dit wil sê warm) en die onstabiliteit van Goldreich-Ward sal belemmer word. Dit is 'n belangrike hindernis vir verdere groei. 'N Tweede versperring vir groei spruit uit die bogenoemde drukgradiënt wat veroorsaak dat die gas met minder as die Kepleriaanse snelheid wentel. As die onstuimigheid die stof oor 'n relatiewe dik laag versprei, sal die verhouding van gas tot stof hoër wees, en dit is die gas wat die stof sleep. As gevolg hiervan voel die stofdeeltjies teenwind en 'n gepaardgaande sleepkrag wat veroorsaak dat die deeltjies hoekmomentum verloor en na die ster toe dryf. Hierdie effek is die sterkste vir liggame van 'n meter, en hulle is geneig om binne minder as 10 5 jr in die ster te val. As hierdie liggame nie vinnig genoeg kan groei nie, sal dit vernietig word voordat dit groot genoeg kan word om heeltemal van die gas af te koppel (Weidenschilling, 1977). Die probleem van hoe cm-grootte korrels hierdie hindernis oorkom om km-grootte planetesimale te word, is een van die grootste onopgeloste probleme in die vorming van die planeet. Een gewilde idee om hierdie hindernis te oorkom, is die streaming onstabiliteit (Youdin & amp Goodman, 2005). Gestel daar is 'n tydelike gebied van hoë druk in die skyf. Dit sal lei tot 'n verandering in die algehele drukgradiënt, en die gas sal vinniger om die binnekant wentel, waar die drukgradiënt kleiner is, en stadiger aan die buitekant. Vaste stowwe in hierdie streek voel 'n kleiner sleepkrag aan die binnekant en vertraag hul drywing na binne. Dit sal lei tot die opbou van materiaal aan die binnekant. Namate die hoeveelheid vaste materiaal opbou, het dit 'n terugwerking op die gas, wat veroorsaak dat die gas versnel en die nettosleep en die binneste drywing van die vaste stowwe verminder. Die hoeveelheid vaste materiaal groei steeds in hierdie streek en filamente word gevorm. As die digtheid van vaste stowwe hoog genoeg is, kan hierdie filamente opgebreek word in swaartekraggebonde planetesimale. Sodra die planetesimaal 'n grootte bereik het waar sy eie swaartekrag belangrik word, word die vangsdeursnit groter as die geometriese deursnit. Die gravitasieverbetering van die dwarsdeursnee vang sal afhang van die relatiewe spoed van die ontmoeting. As die planeetdiere vinnig beweeg, sal die swaartekrag effens wees om die wentelbane effens te verander, maar as die planeetdiere stadig genoeg beweeg, sal dit aangetrek word selfs by groot skeidings. Wat is die snelheid van ontmoetings tussen planeetdiere dan? Hierdie regime van planetêre groei is in besonderhede deur Safronov (1972) ondersoek. Namate die planetesimale om die ster wentel, steur hulle mekaar se beweging via gravitasie-interaksie. Vanuit die oogpunt van die grootste van hierdie planeetdiere, wat ons a kan noem protoplanetêre embrio, beweeg die ander ten opsigte daarvan met 'n willekeurige snelheid. As ons aanvaar dat hierdie ewekansige snelhede die gevolg is van gravitasie-interaksies met hierdie embrio, sou ons verwag dat dit verband hou met die ontsnap snelheid van die embrio. Safronov het aangevoer dat die willekeurige ontmoetingspoed sodanig was dat die betrokke kinetiese energie ongeveer 10 persent van die potensiële swaartekrag-energie op die oppervlak van die embrio was. Die helfte van die verhouding van die gravitasiepotensiaal op die oppervlak van die embrio tot die kinetiese energie per massa-eenheid van die ewekansige beweging van 'n planetesimale word dikwels die Safronov-parameter. Safronov het toe bereken hoeveel materiaal die embrio sou akkretreer tydens die gang om die son. Hy het bevind dat die tyd vir die embrio om te groei tot sy finale grootte eweredig was aan waar Mplaneet is die finale massa van die planeet, ρplaneet is dit gemiddelde digtheid, P is die tydperk van rewolusie oor die Son, Θ is die Safronov-parameter, en Σ is die oppervlakdigtheid van vaste stowwe in die gebied van die skyf. Dit laat die vraag ontstaan hoe die skyf destyds gelyk het. Een manier om dit te skat, is om aan te neem dat die skyf net genoeg materiaal bevat om die planete te produseer wat ons vandag sien. Die aarde bestaan byvoorbeeld meestal uit yster en silikate. Volgens Tabel 1 beslaan hierdie materiale slegs ongeveer 0,5 persent van die skyfmassa. Sodat daar tydens die vorming van die aarde, behalwe die aardmassa van yster en silikate, nog 200 aardmassas waterstof en helium teenwoordig moes wees. Deur die ontbrekende waterstof en helium by die waargenome massas van die ander planete te voeg, kan ons ook a minimum massa son newel. Die presiese waardes hang af van ons beramings vir die samestelling van Jupiter en Saturnus, maar oor die algemeen word aanvaar dat die minimum massa sonnevel ongeveer 0,02 sonmassa's materiaal bevat, met die oppervlakdigtheid wat wissel tussen ∑ ∝ r - 3/2. Dus kan ons Vgl. 1 om die tyd te skat wat dit neem om 'n planeet te vorm. Safronov het bevind dat die tyd wat dit neem om 'n aardmassa-voorwerp op die afstand van die aarde vanaf die son op te bou, ongeveer 'n miljoen jaar is. Maar dit duur ongeveer 100 miljoen jaar om Jupiter te vorm. Aangesien Jupiter egter meestal uit waterstof en helium bestaan, wat van die gasskyf af moes kom, en hierdie skyfies na ongeveer 5 tot 10 miljoen jaar verdwyn, het ons 'n tydskaalprobleem. Die probleem is nog erger vir Neptunus. Hier is die vormingstyd meer as twee keer die ouderdom van die sonnestelsel - 'n onmoontlike situasie! Die tydskaalprobleem vir hierdie aanwasproses sal hieronder bespreek word. Die moeilikheid om die buitenste planete binne 'n redelike tyd te vorm, het gelei tot die suggestie van 'n ander vormingsmeganisme. As die skyf gevorm is via die Jeans-onstabiliteit en planeetdiere moontlik deur die Goldreich-Ward-onstabiliteit gevorm het, kan daar miskien ook planete gevorm word deur een of ander onstabiliteit in die gasskyf? Soortgelyke fisiese beginsels is van toepassing. As een of ander gebied van die skyf 'n gasdigtheid het wat hoog genoeg was en 'n temperatuur wat laag genoeg was, sou 'n effense inkrimping die gravitasiebinding meer verhoog as wat dit die termiese opwekking sou verhoog, en 'n gravitasie-ineenstorting sou ontstaan. In draaiende skywe is daar egter 'n bykomende meganisme wat help om ineenstorting te voorkom. Die gas is in differensiële omwenteling om die middel en gas nader aan die sentrum draai vinniger. As gevolg hiervan ervaar enige groot klomp gas skuifspanning, aangesien die binneste dele vinniger beweeg as die buitenste dele. Hierdie skeersel is geneig om die klomp uitmekaar te skeur en voorkom dat dit ineenstort. Die kompetisie tussen die stabiliserende en de-stabiliserende magte word vergestalt in die Toomre-parameter gedefinieer deur Hier cs is die spoed van klank in die gas, wat verband hou met die temperatuur daarvan κ Is die sogenaamde episikliese frekwensie, en is in wese die rotasiefrekwensie van die skyf G is Newton se gravitasiekonstante en Σ is weer die oppervlakdigtheid van gas in die skyf. Hoër temperatuur (groter cs) en vinniger rotasie (groter κ ) Is geneig om ineenstorting te voorkom, terwyl 'n hoër oppervlakdigtheid van gas ineenstort. Hoe laer die waarde van V, hoe minder stabiel is die gebied van die skyf, en daar word verwag dat swaartekrag ineenstort V & lt 1. Soos blyk uit Vgl.2, laer temperature en hoër gasdigthede help albei om onstabiliteit te veroorsaak. Ongelukkig is die vereiste toestande moeilik om in standaardskyfmodelle te bereik. Naby die ster is die temperatuur gewoonlik te hoog en die rotasie-skuif is te sterk vir die onstabiliteit. Numeriese modelle van skyf evolusie toon egter dat ver van die ster toestande kan gevind word waar V & lt 1 en 'n onstabiliteit kan voorkom. Dit is veral waar as die skyf sterk versteur word, soos wat sou gebeur as daar 'n nabygeleë supernova-ontploffing was. Onlangse meteoriese analise van kortstondige radioaktiewe isotope ondersteun so 'n moontlikheid vir ons eie sonnestelsel (Boss, 2017). Hierdie proses is deur 'n aantal outeurs bestudeer. 'N Goeie resensie word gegee deur Durisen et al. (2007). Huidige rekenaarsimulasies het nie die vereiste numeriese resolusie om die evolusie van 'n klomp vanaf die vorming in die skyf tot die uiteindelike inkrimping in 'n planeetgrootte voorwerp te volg nie. Verskillende stadiums van die proses kan egter in detail bestudeer word. Nadat die onstabiliteit 'n klomp gas in die buitenste dele van die skyf vorm, begin hierdie klomp stadig saamtrek. Hierdie inkrimping komprimeer die gas wat dit laat verhit. Van hierdie hitte word in die ruimte uitgestraal wat verdere inkrimping moontlik maak. Hierdie kwasi-statiese inkrimping duur enkele honderdduisende jare voort. Uiteindelik word die middel van die klomp warm genoeg sodat die waterstofgas begin dissosieer. Op hierdie stadium word die energie wat deur sametrekking vrygestel word, nie net in die ruimte uitgestraal nie, maar ook gekanaliseer om die molekulêre bindings van die waterstof te breek. Met hierdie nuwe sink vir die vrygestelde gravitasie-energie kan die sametrekking van kwasi-staties na 'n hidrodinamiese ineenstorting verander, en die klomp gaan vinnig van 'n radius van tien miljoene kilometers na 'n protoplanet wat nie veel groter is as die huidige Jupiter nie. Sodra die gravitasie-onstabiliteit, die klomp, vorm, vind die hele proses van sametrekking en ineenstorting na 'n protoplanet vinnig plaas. Tipiese tye is minder as 'n miljoen jaar, en die probleme wat vroeër beskryf is, verskyn dus nie. Daar is egter ook ander probleme. In die eerste plek moet die liggaam wat gevorm word, dieselfde samestelling hê as die newegas self: ongeveer 74 persent massa waterstof, 25 persent helium en ongeveer 1 persent swaarder materiale. Hierdie swaarder materiale word saam genoem metale. Hoe vergelyk dit met Jupiter self? Die kennis wat ons het van die struktuur en samestelling van Jupiter se binnekant, kom van numeriese modelle. Hierdie modelle gebruik inligting oor die gedrag van materiale onder hoë druk (vergelyking van die staat), en 'n beskrywing van hoe hitte binne die liggaam oorgedra word om die massa en radius van 'n liggaam met 'n bepaalde samestelling te bereken. As die liggaam draai, laat die sentrifugale kragte hom skuif, en hierdie skuinsheid, of, meer presies die nonsferiteit van sy gravitasieveld, bevat addisionele inligting oor die binnestruktuur en samestelling. Deur die hoeveelheid en verspreiding van die verskillende materiale te varieer, kan u probeer om die invoerparameters van die model te varieer om die waargenome massa, radius en vorm van die planeet weer te gee. Op hierdie manier kan ons die struktuur en samestelling van Jupiter aflei. Dit blyk dat die modelresultate redelik sensitief is vir die veronderstelde vergelyking van die toestand van waterstof. As gevolg van onsekerheid in hierdie vergelyking van daardie toestand, vind verskillende ondersoekers verskillende waardes vir die samestelling. Tans vereis die beste ramings dat tussen 8 en 15 persent van Jupiter se massa uit metale bestaan (Wahl et al., 2017). Dit is baie hoër as die verwagte samestelling van die newegas. Vir Saturnus is die verbetering van metale nog hoër. Daarbenewens het beide Jupiter en Saturn koeverte wat aansienlik verryk is in swaar elemente met betrekking tot die samestelling van die son. Dit is duidelik dat 'n eenvoudige inkrimping van die skyfgas nie voldoende is om hierdie planete te verklaar nie. Dikwels is die oplossing vir probleme van hierdie soort eenvoudig om meer fisika by te voeg. In hierdie geval, benewens die inkrimping van die plaaslike gas, moet 'n mens ook die aanwas van planeetdiere van buite die klomp in ag neem. Aangesien die planeetdiere om die son wentel, word hierdie wentelbane versteur deur die klomp en enige bykomende groot massas. As hierdie versteurde bane die klomp kruis, kom die planeetdiere die weerstand van die digter, saamtrekgas teë, en die gevolglike gassleep vertraag hul beweging. As die beweging voldoende vertraag word, word die planeetdiere vasgelê en die algehele metaalinhoud van die pols verhoog. Op hierdie manier kan die metaalinhoud van Jupiter verhoog word om in ooreenstemming te wees met die waardes afgelei uit binnemodelle. 'N Tweede probleem is dat hierdie onstabiele polle slegs vorm in die gebied van die skyf wat ver van die son af is ( 10 AE of meer vir die geval van ons sonnestelsel) waar die temperatuur laag is en die rotasieverskuiwing swakker is. Dit is onwaarskynlik dat Jupiter ver genoeg van die son af is om so 'n onstabiliteit te vind, alhoewel dit moontlik is dat dit verder gevorm het en na sy huidige posisie migreer (sien hieronder). Verder moet Uranus en Neptunus, wat selfs verder van die son af is, ook gasreuse soos Jupiter en Saturnus wees. Maar Uranus en Neptunus is slegs ongeveer 20 persent waterstof-helium, en hul totale massa is te klein om die gevolg van 'n eenvoudige skyfonstabiliteit te wees. Tog is die tydskaalprobleem juis vir hierdie twee planete die grootste. Kan hierdie liggame geakkommodeer word in 'n skyfonstabiliteitscenario? Die oplossing kan weereens lê in die toevoeging van meer fisika. Die sonnestelsel is nie in isolasie gevorm nie. Dit is heel waarskynlik dat addisionele jong sterre in die omgewing van die sonnestelsel teenwoordig was tydens die vorming daarvan. Inderdaad, soos ons gesien het, het 'n nabygeleë supernova in die eerste plek moontlik die vorming van die sonnevel begin. Veronderstel dat Uranus en Neptunus gevorm het via die skyfinstabiliteitsmeganisme. Hulle sou massiewer en waterstofryker wees as vandag. Aangesien hulle egter naby die buitenste rand van die sonnestelsel lê, sal hulle meer blootgestel word aan die intense straling van nabygeleë jong sterre. Hierdie bestraling kan lei tot 'n foto-verdamping van die buitenste lae van die planeet. Baie van die waterstof en helium kan op hierdie manier verlore gaan. Die resultaat kan heel moontlik Uranus en Neptunus wees soos ons dit vandag sien. Aardagtige rotsagtige planete kan egter nie met hierdie meganisme gevorm word nie. Die inherente probleme van planeetvorming via die skyfinstabiliteitsmeganisme het daartoe gelei dat navorsers maniere gesoek het om die tydskaalprobleme van die aanwasmeganisme te oorkom. Die tydskaal vir die vorming van die buitenste planete kan aansienlik verkort word sodra besef word dat Safronov se berekening twee ernstige gebreke gehad het. Dink eers aan die ewekansige spoed vir ontmoetings. Safronov het aangevoer dat dit vergelykbaar moet wees met die ontsnapspoed vanaf die oppervlak van die grootste planeet, die protoplanetêre embrio. Dit is omdat die gravitasie-roering van die planetesimale te wyte is aan hul gravitasie-interaksie met hierdie embrio. As gevolg hiervan is sy skatting van die Safronov-parameter in Vgl. 1 was Θ 5. Dit was hierdie klein waarde wat gedeeltelik verantwoordelik was vir die lang tydskale wat nodig was om die buitenste planete te vorm. Beskou die grootste van die planeetdiere. Dit wissel swaartekrag met die kleiner en gee hulle ewekansige bewegings met snelhede wat ooreenstem met, sê Θ 5. Maar dit bly groei. Die volgende keer dat dit daardie planeetdiere teëkom, is dit nou groter, en die ontsnap snelheid vanaf die oppervlak is hoër. Maar die ewekansige snelheid van die ander planeetdiere het in die tussentyd nie wesenlik verander nie. As gevolg hiervan, sal die waarde van higher hoër wees, en hierdie grootste planetesimale groei nog vinniger. Dit weghol groei word inderdaad in numeriese studies gesien en die gevolglike Θ kan baie ordes groter wees as wat Safronov aangeneem het. Die gevolglike tyd om tot planetêre grootte te groei, word dienooreenkomstig verminder. Hierdie groei is natuurlik nie beperk tot die grootste planeet in die swerm nie, hoewel dit vinniger groei as die res. Ander planeetdiere akkommodeer ook hul kleiner bure en groei steeds. Alhoewel daar nog baie klein planeetdiere aanwesig is, het die vaste massa op 'n sekere tyd in 'n klein aantal groter embrio's toegeneem. Op die Aarde se afstand van die Son, word hierdie embrio's, geroep oligarge, het radiusse in die orde van 1000 km — ongeveer die grootte van ons maan. In 'n bepaalde gebied van die skyf sal daar tien van hierdie oligarge wees en hulle sal die kleiner planeetdiere elk ongeveer dieselfde roer. Op hierdie stadium sal Θ weer afneem en sal verdere groei plaasvind deur botsings tussen die oligarge. Hierdie kombinasie van wegholgroei en oligargiese groei verminder die tyd om planeetgrootte te bereik, aansienlik. 'N Tweede faktor in die oplossing van die tydskaalprobleem is die feit dat twee afsonderlike prosesse vir die buitenste planete betrokke is: vaste aanwas en gasaanwas. Die planetesimale prentjie van Safronov is slegs van toepassing op die vaste komponent van die planeet. Die gaskomponent word verkry deur die aanwas van skyfgas direk op die protoplanet. Terwyl 'n protoplanetêre embrio deur die gasskyf beweeg, druk sy gravitasieveld die omringende gas saam en trek dit na die embrio. Die samedrukking van die gas, sowel as die voortdurende klein invloei van planeetdiere, bied 'n bron van hitte wat die gas laat uitbrei en voorkom dat dit hidrodinamies op die embrio stort. As gevolg hiervan konsentreer die gas stadig om die vaste kern. Die radius van hierdie atmosfeer en sy massa hang af van die massa van die vaste kern en van sy afstand van die son af. Namate die massa van die gasomhulsel toeneem, neem die totale massa van die protoplanet ook toe en sy swaartekraginvloed strek oor voortdurend groter afstande. Op hierdie manier kan die protoplanet planeetdiere en gas vanaf al groter afstande lok. Alhoewel die toestroming van planeetdiere nie tot nul daal nie, verminder dit mettertyd namate die plaaslike vaste massa geleidelik in die protoplanet opgegaar word, en die massa van die vaste komponent na 'n konstante waarde neig. Maar die massa van die gasvormige omhulsel groei steeds en die totale massa van die protoplanet neem toe. Die samepersing van die gas verhoog die temperatuur op die grensvlak tussen die omhulsel en die kern. As die temperatuur hoog genoeg is, begin die gas te dissosieer, en die gravitasie-energie wat deur die gaskrimping vrygestel word, word gedeeltelik herlei na die breek van waterstofbindings. Solank die planetesimale aanwas voldoende energie kan lewer, sal die omhulsel verleng bly, maar wanneer die omhulselmassa vergelykbaar word met die kernmassa, is die helderheid wat deur planetesimale aanwas voorsien word nie meer voldoende nie. Die uitgebreide gasomhulsel stort inmekaar na die vaste kern en 'n gasreusplaneet word gevorm. Daar moet op gelet word dat die teenwoordigheid van 'n uitgebreide gasomhulsel rondom die rotsagtige kern 'n groot gebied skep waar enige verbygaande planetesimale gassleep sal ervaar, energie verloor en sodoende meer vatbaar is vir vaslegging. As gevolg hiervan verhoog die teenwoordigheid van die gas die deursnee van die kern en verlaag die aanwas tyd. Die eerste gedetailleerde studie van hierdie proses is gedoen deur Pollack et al. (1996). Hulle het gevind dat die vormingstyd vir Jupiter ongeveer 8 miljoen jaar is, terwyl die formasietyd vir Saturnus ongeveer 10 miljoen jaar is. Aangesien die meeste gasskyfies na ongeveer 5-10 miljoen jaar verdwyn, is hierdie vormingstye op sy beste ongemaklik naby die boonste limiet. Die vormingstye vir Uranus en Neptunus is ongeveer 20 miljoen jaar, maar dit is minder 'n probleem, aangesien die tyd verwys na die vorming van 'n Joviaanse planeet. As die gasskyf te midde van die vormingsproses sou verdwyn, sou ons 'n swaar elementkern van ongeveer tien aardmassas hê, omring deur die waterstofheliumomhulsel wat die protoplanet in daardie tyd kon verkry. Dit is eintlik 'n goeie beskrywing van Uranus en Neptunus. Soos met die scenario vir skyfonstabiliteit, kan die probleme van die kernaanwas-scenario ook versag word deur addisionele fisika in hierdie geval die fisika van klein korrels by te voeg. Die lang tydskaal vir die inkrimping van die gasvormige omhulsel is te danke aan die helderheid wat gegenereer word deur die vallende gas en planeetdiere. As die hitte vinnig genoeg vrygestel kan word, kan die koevertyd verminder word. Die berekening van Pollack et al. (1996) aanvaar dat die dekking van die koevert soortgelyk is aan die van die interstellêre medium. In die koevert is daar bykomende mikrofisiese prosesse aan die werk. Die korrels, wat die belangrikste bydraers tot die atmosferiese dekking is, bots, groei en afsak uit die boonste atmosfeer. Dit verlaag die dekking met 'n groot faktor, en as gevolg daarvan straal die omhulsel hitte baie meer effektief uit as Pollack et al. (1996) aanvaar. Dit laat die koevert vinniger saamtrek en dus vinniger bykomende gas aantrek. Dit verkort die vormingstyd aansienlik. Meer gedetailleerde berekeninge, insluitend die toepaslike mikrofisika, het die vormingstyd van Jupiter tot minder as 1 miljoen jaar verkort. Saturnus kan ook goed gevorm word binne die leeftyd van die gasskyf. Ooreenstemmende berekeninge vir Uranus en Neptunus is nog nie uitgevoer nie. Die afgelope paar jaar het 'n belangrike verandering in die kernaanwas-scenario verskyn. Weereens, die bron van die verandering is die toevoeging van meer fisika tot die probleem. Kom ons kyk na die lot van vaste vaste stowwe, klippies, in die reeks van tien sentimeter tot tien meter. In die afwesigheid van gas, sou sulke klippies deur die groter planeetdiere swaartekragtig geroer word, en met 'n tempo vasgelê word, afhangende van die Safronov-parameter. Steentjies is egter groot genoeg sodat dit nie maklik deur die skyfgas gestuit kan word nie, en tog klein genoeg sodat hulle tog 'n aansienlike gassleep kan voel as hulle om die son wentel. As gevolg daarvan is hulle geneig om hul wentelmomentum en spiraal in die son te verloor. Dit is oorspronklik as 'n probleem beskou omdat hierdie klippies relatief kort leeftyd op die skyf gehad het. Die paar wat met die groter planeetdiere gebots het, is gevang, terwyl die res verlore gegaan het. As daar egter hobbels in die radiale drukverspreiding van die newel voorkom, kan dit streke vorm waar die wegdrywing van die klippies vertraag word. In hierdie streke is daar 'n hoë konsentrasie klippies, en die aanwas van vaste materiaal kan aansienlik verbeter word (Ormel & amp Klahr, 2010). In werklikheid kan die groeikoers van die planeetdiere so groot word dat dit nodig is om 'n meganisme voor te stel om te vinnig te groei. Weereens, die oplossing blyk te wees om meer fisika toe te voeg. Namate die planetesimaal groei, versteur dit die omringende gas op so 'n manier dat die klippies die planetesimale vermy eerder as om in die atmosfeer vasgevang te word. Klippies kan ook 'n meganisme bied om die moeilikheid om van korrels na planetesimale te gaan, wat hierbo bespreek is, te oorkom. Daar is voorgestel (Youdin & amp Goodman, 2005) dat die kombinasie van 'n hoë konsentrasie klippies en 'n gepaste snelheidsverspreiding in die gas onder sekere omstandighede tot 'n streaming onstabiliteit wat lei tot 'n verdere klontvorming van die klippies sodat dit gravitasiegebonde planetesimale kan vorm. Die meganisme vir die aanwas van klippies toon 'n groot belofte as 'n manier om vinnig groot planetesimale te laat groei, maar die idee is nog in sy kinderskoene. Omdat die beweging van die klippies so nou gekoppel is aan die beweging van die gas, terwyl die gas op sy beurt beïnvloed word deur die beweging van die klippies, is gedetailleerde numeriese studies nodig voordat ons hul gekoppelde beweging beter sal kan verstaan. 'N Oorsig oor die aanwas van klippies vanaf 2017 kan gevind word in die resensie deur Johansen en Lambrecht (2017). Wat ons sonnestelsel betref, blyk dit duidelik dat die innerlike, aardse planete gevorm is deur die aanwas van planetsimale. Die gasreuse is waarskynlik gevorm deur die kernaanwasmeganisme. Die mees onlangse studies toon dat Jupiter en Saturnus gevorm kan word voordat die gasskyf verdwyn, veral as klippies aanwas in die berekeninge, dit lyk asof Uranus en Neptunus ook deur die kernaanwasmeganisme gevorm is, en eenvoudig so stadig gegroei het dat die skyf verdwyn voordat hulle massief genoeg kon word om 'n groot gasvormige koevert op te vang soos Jupiter en Saturnus. Die algemene struktuur van ons planetêre stelsel lyk dus goed verstaanbaar. Ons sonnestelsel is egter net een voorbeeld. Dit sou wenslik wees om hierdie prentjie na ander planetêre stelsels uit te brei. Aan die einde van die 1980's is twee ekstrasolêre planete gevind, Gamma Cephei Ab en HD 114762 b, maar hul eienskappe was so anders as die planete van ons eie stelsel dat hul klassifikasie as planete in twyfel getrek is. Die eerste bevestigde eksoplanete was 'n stelsel van drie aardse planete rondom die pulserende PSR B1257 + 12. Ook hier kon geen nuttige vergelyking getref word nie weens die ongewone aard van die gasheerster. Maar in 1995 is 'n planeet gevind wat wentel om die sonagtige ster 51 Pegasi. 51 Pegasi b genoem, hierdie planeet het 'n massa van die orde van Jupiter, maar tog wentel hy een keer elke vier dae om sy gasheerster. 'N Reuse-planeet so naby aan die gasheerster was vir teoretici 'n volledige verrassing. Dit is moeilik om jou voor te stel hoe 'n reuse-planeet so naby die ster gevorm kan word deur kernaanwas of deur skyfonstabiliteit. Sedert daardie tyd baie ander warm Jupiters ontdek is. Die gewildste verklaring is dat die planeet gevorm het as 'n gasreus anderkant die sneeugrens, soos die gasreuse in ons sonnestelsel, en daarna na sy huidige posisie migreer. Migrasie is waarskynlik die gevolg van die gravitasie-interaksie van die planeet met die gasskyf. Aangesien die hoeksnelheid van 'n voorwerp (planeet of gas) afneem met sy afstand vanaf die sentrale ster, beweeg die gas tussen die planeet en die ster vinniger as die planeet, en dit lewer 'n wringkrag op die planeet wat bydra tot die hoekmoment van die planeet . Aan die ander kant beweeg die planeet vinniger as wat die gas verder daaruit wentel, en dit pas 'n wringkrag op die gas toe en gee sy hoekmoment daarop. Die modellering van hierdie effek toon dat die planeet 'n netto verlies aan hoekmoment sal ervaar en na die ster sal beweeg. Hierdie sogenaamde tipe I migrasie word gewoonlik aangeroep om die massiewe planete wat naby hul gasheersterre wentel, te verklaar. Die probleem is dat migrasie van tipe I te doeltreffend is en dat dit te vinnig planete in die binneste sonnestelsel bring. Eenvoudige modelle laat die planete op tydskale in die gasheerster val, minder as die leeftyd van die skyf. Meer noukeurige studies, wat effekte soos aanwas op die planeet en besonderhede van die gasbeweging insluit, kan die tydskaal verhoog, maar 'n doeltreffender manier om te voorkom dat al die planete in die ster val, is om te groei.Die migrasie van die planeet is die gevolg van die uitwisseling van hoekmomentum met die skyfgas. Die doeltreffendheid van hierdie uitruiling hang af van die viskositeit, digtheid en temperatuur van die gas, sowel as die massa van die planeet. Namate die gasbinne na die planeet hoekmomentum na die planeet oordra, beweeg die gas na binne. Aangesien die gas buite die planeet hoekige momentum van die planeet kry, beweeg hierdie gas na buite. As die massa van die planeet nie te groot is nie, is die hoekuitwisseling stadig genoeg sodat die gas weer kan aanpas en die eienskappe van die skyf min of meer konstant bly. Maar as die planeet massief genoeg is, is die hoekuitwisseling so vinnig dat die gas nie vinnig genoeg kan vergoed nie en die gas aan beide kante van die planeet daaruit terugtrek en 'n gaping vorm. Sodra die afstand tussen die planeet en die gas toeneem, neem die tempo van die oordrag van die hoekmomentum, en dus die migrasie, af. Sodra migrasie sodra 'n gaping gevorm word, genoem word tipe II migrasie, sal baie stadiger wees, en dit sal voorkom dat planete in die ster val voordat die skyf verdwyn. Die baie planete wat ons baie naby aan hul gasheersterre sien, met baie van hulle binne 0,05 AE van die ster (Mercurius is gemiddeld 0,39 AE vanaf die son) dui aan dat planeetmigrasie 'n belangrike proses is, maar tog blyk dit ook hier te wees 'n tydskaalprobleem. Dit blyk dat die kort tydskaal van tipe I-migrasie onversoenbaar is met die veel langer tydskaal wat benodig word vir groei tot die grootte waar die protoplanet 'n gaping kan oopmaak en kan oorskakel na tipe II-migrasie. Ook hier blyk dit dat die antwoord daarin kan lê om meer fisika toe te voeg tot 'n reeds moeilike berekening. Die dikte van die gasskyf, sowel as subtiele effekte soos die veranderinge in temperatuurgradiënt veroorsaak deur skaduwees van 'n groeiende protoplanet, kan die migrasie vertraag en die twee tydskale versoenbaar maak. Daarbenewens is dit moontlik dat gapingsopening onder laer massas onder sekere omstandighede kan voorkom. Benewens hierdie twee migrasiemeganismes, is hoekuitwisseling ook moontlik tussen 'n planeet en die planetesimale in die skyf. Daarbenewens kan noue ontmoetings tussen planete in die vroeë geskiedenis van die sonnestelsel genoegsame sterk gravitasie-interaksies veroorsaak om die wentelbane van die planete aansienlik te verander. Alhoewel die rangskikking van die planete in ons eie sonnestelsel blyk te wees dat hulle daarin geslaag het om hierdie meganismes van planeetherrangskikking te vermy, is daar voorgestel dat die reuse-planete in ons sonnestelsel - Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus - oorspronklik was nouer gespasieer. Gravitasie-interaksies tussen die planete self en die planeetdiere wat oorbly nadat die gasskyf verdwyn het, het veroorsaak dat hierdie planete na hul huidige posisies migreer. In sommige scenario's wat geskoei is, was Neptunus oorspronklik nader aan die son as Uranus, en die orde van die planete het tydens hierdie migrasie verander (Tsiganis et al., 2005). Die proses van planeetvorming is eintlik die studie van stervorming, maar met die klem op wat gebeur met die materiaal wat nie deel van die ster word nie. Ons is heeltemal seker dat planete gevorm word uit die materie, solied en gasvormig, wat die protostellêre skyf saamgestel het. Die vaste materiaal is geneig om in planeetdiere op te hoop. Wat daarna gebeur, is minder duidelik. Dit lyk asof die kernonstabiliteitsmeganisme die vorming van die gasreusplanete in ons sonnestelsel beter kan verklaar. Maar daar is eksoplanete wat blykbaar kandidate is vir vorming via skyfonstabiliteit. Fomalhaut b, 'n liggaam van Jupiter-grootte wat om sy gasheerster wentel in 'n elliptiese baan met 'n half as van ongeveer 100 AE, is een voorbeeld. Op sulke groot afstande van die gasheerster kan die tyd om 'n planeet te versamel deur middel van kernaanwas te lank wees. Die ster HR 8799 het vier reuse-planete wat onderskeidelik 15, 24, 38 en 68 AE wentel. Elkeen van hierdie planete het 'n massa van ongeveer vyf Jupiter-massas. Hierdie stelsel van massiewe planete op groot afstande vanaf die gasheerster is nog 'n kandidaat vir vorming via die skyfinstabiliteitsmeganisme. Met die ontdekking van duisende eksoplanetstelsels vind ons planetêre stelsels wat in verskillende opsigte ekstreem is. Kepler 90 is 'n stelsel met sewe planete wat almal binne 1 AE van die gasheerster is, terwyl die TRAPPIST-1-stelsel sewe planete bevat wat almal binne 0,06 AE van die gasheerster is. Kepler 16b is 'n Saturnus-massa planeet wat om 'n binêre ster wentel. Hierdie ekstreme voorbeelde van die vorming van die planeet help ons om te verstaan wat die grense is vir die vorming van die planeet. Hoe kombineer die dinamika van die gas en vaste stowwe om sulke stelsels te skep? Die rykdom aan waarnemingsdata wat versamel word, sal in die nabye toekoms verbeter word deur meer gedetailleerde spektrale analise van die atmosfeer van hierdie eksoplanete. Hierdie waarnemings help ons nie net om ons teoretiese konstruksies te toets nie, maar help ons om te sien waar addisionele fisika in ons modelle benodig word. Die modellering van komplekse kosmogoniese stelsels is 'n uitdagende taak. Selfs die vinnigste rekenaars kan nie al die fisiese prosesse in detail hanteer nie. Die kuns van die modelleerder is om vas te stel watter prosesse in 'n simulasie verwaarloos kan word, of ten minste deur 'n eenvoudige benadering vervang kan word. Die natuur openbaar haar geheime egter nie maklik nie. Rekenaarsimulasies word ingewikkelder namate rekenaars kragtiger word. Maar daar is nog 'n lang pad om te gaan. Wat is die besonderhede van graan en planetesimale groei in die gasskyf, en hoe beïnvloed hierdie vaste stowwe die voortgesette ontwikkeling van die skyfgas? Hoe ontwikkel die gasse en vaste stowwe in 'n skyf? Hoe wissel die vaste stowwe van verskillende groottes met 'n groeiende planeet om die daaropvolgende evolusie en die migrasietempo deur die skyf te beïnvloed? Wat is die rol van reuse-botsings? Hoe word hierdie prosesse beïnvloed deur die teenwoordigheid van magnetiese velde? Hierdie en ander vrae is steeds kwessies van aktiewe navorsing. Dit sal baie jare duur voordat ons die proses van planeetvorming behoorlik begryp.
4) Spaghettifisering & # 8211 Glo my, die sous is grof!
Abstrak
Minimum skaalfaktore vir sonnebulae - sterrekunde
Sterre vorm uit die gravitasie-ineenstorting gas in 'n newel. Die dele van die newel wat effens digter is as die res, begin eers ineenstort, en dan trek hulle al hoe meer materie aan en vorm al hoe digter polle. Van hierdie klonte protesterre vorm.
As 'n protostar nie die massalimiet bereik nie, bly dit as 'n bruin dwerg, 'n mislukte ster. Die massa-reeks bruin dwerge begin ongeveer dertien keer die van Jupiter, met die swaarste miskien 75-80 keer die Jupiter-massa. Aangesien rooi dwerge die kleinste sterre is, sal die heel kleinste ster 'n rooi dwerg wees net meer as die massalimiet. Dit sou 'n massa hê wat soortgelyk is aan die van die grootste bruin dwerge, wat die vreemdheid van 'n ster van die grootte van 'n gasreusplaneet met 'n massa van ongeveer tagtig keer so groot voorstel.
Dit is moeilik om regtig groot sterre te vind as hulle ver weg is, maar op enige afstand is dit moeilik om klein sterre te vind. Alle rooi dwergsterre is onsigbaar vir die blote oog. Alhoewel ongeveer 75% van die sterre rondom ons rooi dwerge is, is dit eers twee eeue na die eerste gebruik van astronomiese teleskope gesien.
Onderaan die sterre gedeelte van die grafiek was daar 'n rooi dwerg 2MASS J05233822-1403022.U kan dit skaars in sigbare lig sien, maar dit verskyn goed in infrarooi. Die rooi dwerg lê veertig ligjare weg in die sterrebeeld Lepus (die haas). Die naam toon dat dit in die 2-mikron-opname vir alle lug ontdek is, en die getalle gee sy lugkoördinate. Die tieneragtige ster, ongeveer so groot soos Saturnus, het 'n massa van minder as 8% van die massa van die son. Die temperatuur van 1800 ° C is minder as 'n derde van die 5600 ° C van die son.
Hierdie inhoud is geskryf deur Mona Evans. As u hierdie inhoud op enige manier wil gebruik, het u skriftelike toestemming nodig. Kontak Mona Evans vir meer inligting.
Planeetvorming
Sleutelwoorde
Vakke
Vroeë teorieë
Skyfvorming
Herverdeling van hoekmomentum
Chemiese samestelling
Tabel 1. Oorvloed van die mees algemene elemente in die sonnestelsel. Getoon word die aantal atome relatief tot 10 12 waterstofatome. Die getalle is geneem uit Lodders (2010)
Die lot van die gas
Die lot van die vaste materiaal
Skyfinstabiliteitscenario
Kernaanwas-scenario
Klipsteenaanwas
Eksoplanete
